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Ariane 5 en chiffres (PDF)

Liens externes

Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :

• Centre Spatial Guyanais
• Arianespace
• ArianeGroup
• Agence Spatiale Européenne

Pour emporter la charge utile jusqu’à sa position en orbite, Ariane 5 était constituée de deux composites distincts qui prenaient le relais successivement pendant le lancement.

Étage composite inférieur

L’étage inférieur comportait :

• deux Étages d’Accélération à Propulsion solide (EAP), aussi appelés boosters ou propulseurs d’appoint. Chacun mesurait 31,6 mètres de haut et 3 mètres de diamètre, pour 37 tonnes à vide, plus 240 tonnes de propergol solide. Ils délivraient 7 000 kN (700 tonnes) de poussée dans le vide, soit un peu plus de 90 % de la poussée totale du lanceur au décollage. Après 2 minutes et 10 secondes de combustion, ils se séparaient du corps central à 60 km d'altitude, au-dessus de l’Atlantique.
• Un Étage central à Propulsion Cryotechnique (EPC), utilisant des ergols cryotechniques, associant de l'hydrogène et de l’oxygène liquides. Avec ses 30 mètres de haut, il pesait 12,5 tonnes à vide et était rempli de 174 tonnes : 149 tonnes d’oxygène liquide au-dessus, et 25 tonnes d’hydrogène liquide en dessous. Il fonctionnait pendant 9 minutes, jusqu’à sa séparation de l’étage supérieur vers 145 km d’altitude. Le moteur Vulcain qui l’équipait avait été conçu par Snecma Moteurs, et pesait 1 650 kg, tout en étant 20 fois plus puissant que le moteur qui équipait Ariane 4. Le moteur Vulcain 2 était une version améliorée de Vulcain, conçue pour Ariane 5 ECA. Le gain de performance ainsi obtenu était de 20 % supplémentaires, pour 1 390 kN (139 tonnes) de poussée dans le vide.

Étage composite supérieur

Le composite supérieur se séparait de l’étage central vers 145 kilomètres d’altitude, pour donner à la charge utile la vitesse nécessaire à l’injection en orbite de transfert géostationnaire. Il comportait le seul étage à ne pas être allumé lors du décollage, et qui dépendait de la version du lanceur.

Case à équipements : elle contenait l’ordinateur de bord, le cerveau qui assurait le pilotage automatique d’Ariane 5. Elle lui permettait de garder en mémoire toutes les instructions nécessaires au vol : elle contrôlait et adaptait la position du lanceur, commandait l'extinction des moteurs, la séparation des étages, etc. Pour cela, la case à équipements contenait les instruments de télémesure qui surveillaient plus de 1 500 paramètres, y compris les antennes et émetteurs qui servaient à recevoir et émettre vers les stations radio au sol. Au niveau structurel, elle servait également à fixer la coiffe et la structure porteuse SYLDA (ou la structure SPELTRA seule, dans les premières versions).

Étage supérieur :

• pour Ariane 5 ECA, l’Étage Supérieur Cryotechnique (ESC) : le moteur HM-7B, était une évolution des moteurs HM-7 qui ont propulsé les derniers étages de toute la famille Ariane depuis Ariane 1. Il a été développé lors du programme d’évolution Ariane 5 Plus pour la nouvelle version ECA. Comme moteur Vulcain 2 du corps central, il utilisait l’hydrogène et de l’oxygène liquides. Il fonctionnait jusqu’à 15 minutes et 45 secondes pour fournir 67 kN (6,7 tonnes) de poussée dans le vide.
• pour les versions génériques d’Ariane 5 et sa version ES, l’Étage à Propergols Stockables (EPS) : le moteur Aestus développé pour Ariane 5 utilisait la combustion d’un mélange de mono-méthyl-hydrazine et de peroxyde d’azote liquides. Il était beaucoup moins puissant que le HM-7B avec 29 kN (2,9 tonnes) de poussée dans le vide, mais avait la particularité d’être réallumable pour libérer les satellites à différentes orbites et se désorbiter pour retomber sur Terre.

Charge utile

Structure porteuse : lorsque plusieurs satellites étaient installés au sommet d’Ariane 5, plusieurs structures porteuses étaient disponibles pour les maintenir en place jusqu’à leur orbite.

• la première utilisée était SPELTRA (Structure Porteuse Externe pour Lancements Triples Ariane) pour les trois premiers lancements d’Ariane 5. Elle se situait entre la case à équipements et la coiffe. Elle contenait un satellite et une coiffe courte permettait de protéger le satellite supérieur.
• la structure porteuse ensuite employée en était une version allégée appelée SYLDA (SYstème de Lancement Double Ariane) : un satellite était posé dessus, l’autre installé à l’intérieur, et une coiffe longue la recouvrait complètement jusqu’à la case à équipements. Ses dimensions étaient de 4,6 mètres de diamètre pour une hauteur entre 4,9 et 7,0 mètres selon la taille de la charge utile. Pour libérer le satellite qu'elle contenait, le SYLDA était entouré par un cordeau de découpe pyrotechnique, et de ressorts qui la poussaient de façon parfaitement parallèle à la trajectoire.
• dans certains cas, la plateforme ASAP (Ariane Structure for Auxiliary Payloads) pouvaient être utilisée pour embarquer jusqu'à 8 microsatellites. Lorsqu’Ariane 5 ES devait lancer les satellites européens Galileo, elle pouvait être équipée d’un dispenseur encore différent pour pouvoir emporter 4 satellites simultanément.

Coiffe : La coiffe d’Ariane 5 était constituée de 2 demi-coquilles. Son rôle était à la fois protecteur pour la charge utile, et aérodynamique pour le lanceur. Ses dimensions étaient de 5,4 mètres de diamètre pour une hauteur de 12 mètres dans sa version courte, et 17 mètres dans sa version longue. Sa structure était un composite en « sandwich nida », avec une âme en nid d’abeille d’aluminium recouverte de deux peaux de carbone.

L’utilisation de l’extension ACY (Adaptateur CYlindrique) permettait d’obtenir des configurations offrant des volumes plus importants pour les charges utiles (maximum +1,5 mètre).
Après 3 minutes de vol et à environ 120 km d’altitude, l’atmosphère est beaucoup moins dense et permettait de se séparer de la coiffe, dès que possible pour alléger l’étage supérieur de plus de 2 tonnes : la coiffe était séparée en deux par un double système pyrotechnique pour libérer les deux demi-coques et les éloigner de la trajectoire du lanceur.

* Chiffres au 1er octobre 2023
1 - GTO : Geostationary Transfert Orbit, orbite de transfert géostationnaire
2 - EPS : Etage à Propergols Stockables
3 - EAP : Etages d'Accélération à Poudre
 

Pour aller plus loin

Pour une présentation visuelle des caractéristiques d’Ariane 5, consultez le PDF « Ariane 5 en chiffres » téléchargeable depuis la page Ressources.

Vous voulez savoir comment fonctionne une fusée ? Consultez notre dossier :

Contexte

Ariane 5 était, en 2023, la dernière héritière du programme Ariane débuté à la fin des années 70 pour garantir l’indépendance spatiale de l’Europe. Pour suivre l’augmentation du poids des satellites, elle avait doublé sa capacité d’emport par rapport à Ariane 4.

L’objectif d’Ariane 5 était double : continuer de garantir l’indépendance spatiale de l’Europe, et être compétitive sur le marché commercial. Pour cela, Ariane 5 était un lanceur lourd capable de lancer simultanément deux satellites de pratiquement 5 tonnes chacun. Sa version ES était également capable de lancer le vaisseau de ravitaillement ATV vers la Station Spatiale Internationale, ou encore 4 satellites de géolocalisation Galileo. Ces lancements multiples en font l’un des lanceurs les plus compétitifs, et son histoire en a fait l’un des plus fiables au monde. Ariane 5 n’a connu que 2 échecs complets et 2 partiels pour 117 tirs toutes versions confondues.

En 2020, une seule version était commercialisée : par rapport aux 4,9 tonnes de charge utile d’Ariane 4 en orbite de transfert géostationnaire, Ariane 5 ECA pouvait embarquer le double à son bord, avec 10 tonnes en géostationnaire pour un lancement double, et 10,8 tonnes pour un lancement simple.

Ariane 5 se caractérisait donc par sa polyvalence en étant capable d’emporter sur les différentes orbites terrestres tout type de charge utile, des petits satellites de moins d’une tonne aux charges les plus lourdes de 20 tonnes, et même un peu plus de 6 tonnes aux points Lagrange Terre/Lune et Terre/Soleil (comme ce fut le cas avec les télescopes Herschel et Planck).

À partir de 2024, la nouvelle version d’Ariane est Ariane 6. Les versions Ariane 62 et 64 assureront respectivement le rôle de lanceur intermédiaire et de lanceur lourd. Cette modularité garantira à l’Europe des lancements encore plus compétitifs, avec une baisse des coûts de production de 40% par rapport à Ariane 5 et le passage d'une capacité de 6 à 7 lancements par an à 11. 

Déroulé du projet

Ariane 5 a été conçue de façon à pouvoir évoluer en permanence, en fonction des besoins du marché et des innovations techniques. Deux programmes d’évolution distincts, Ariane 5 Evolution (lancé en 1995) et Ariane 5 Plus (1998) ont ainsi donné naissance à de nouvelles versions du lanceur, avec des gains de performance pour les lancements en orbite de transfert géostationnaire.

Le premier programme Ariane 5 Evolution concernait l’amélioration des performances des composants inférieurs (Vulcain 2, un moteur plus puissant pour l’étage cryotechnique de Ariane 5 ECA, et l’allègement de la structure des deux propulseurs d’appoint). Le deuxième programme Ariane 5 Plus portait quant à lui sur la puissance et la polyvalence de l’étage supérieur (moteur HM-7B pour Ariane 5 ECA).

Depuis son premier lancement en 1996, Ariane 5 a ainsi connu 5 versions avec différentes évolutions :

• G (générique) : la version générique d’Ariane 5, commercialisée pour 13 lancements entre 1996 et 2003.
• ECA : commercialisée entre 2002 et 2023, elle bénéficiait par rapport à Ariane 5G d’une amélioration de ses deux étages. Avec 84 lancements à son actif en décembre 2023, Ariane 5 ECA était la dernière et unique version commercialisée depuis la fin d’Ariane 4 en 2003 et d’Ariane 5 ES en juillet 2018.
• G+ : parallèlement à la version ECA, il s’agissait d’une nouvelle amélioration de la version G et de sa fiabilité suite à l’échec de V517, le vol inaugural de la version ECA. Commercialisée pour 3 lancements réussis en 2004.
• GS : amélioration de la version G+ pour tenir compte des évolutions de ECA. Version commercialisée pour 6 lancements entre 2005 et 2009.
• ES (Evolution Storable) : version renforcée créée en 2008 pour le lancement des cargos européens de ravitaillement ATV vers la Station Spatiale Internationale. Suite au retrait de l’ATV en 2014, Ariane 5 ES a ensuite été utilisée jusqu’en 2018 pour accélérer le déploiement de la constellation des satellites Galileo par groupe de 4.
• ME (Midlife Evolution) : version initialement prévue pour 2017-2018, mais annulée pour être remplacée par Ariane 6. Elle prévoyait une forte augmentation de sa performance en passant de 10 tonnes de charge utile en géostationnaire à 12 tonnes. Le nouvel étage supérieur devait remplacer le moteur HM-7B par un moteur Vinci, plus puissant et réallumable, qui équipe Ariane 6. 

Le dernier lancement d’Ariane 5 a eu lieu le 5 juillet 2023. 

Organisation

L’ESA était le maître d’ouvrage d’Ariane 5, et se chargeait du développement. À ce titre, l'ESA votait les budgets, contrôlait la bonne marche du projet, suivait le coût à l’achèvement, s’assurait du respect des délais, etc. Le financement du programme était assuré par 10 pays européens, sous la coordination de l’ESA, bailleur de fonds. L’ESA réunissait tous les 2 à 3 mois un comité de programme qui décidait des grandes orientations de la filière. Jusqu'en 2007, le CNES maître d’œuvre du programme agissait comme bras droit opérationnel de l’ESA.

Le lancement et sa préparation avaient lieu au Centre Spatial Guyanais (CSG) au nord-ouest de la ville de Kourou. Le site appartient au CNES, qui le gère en tant qu’opérateur pour l’agence spatiale européenne.

Via la Direction des Lanceurs, le CNES assurait la direction technique et financière du programme, et était responsable de la qualification du lanceur. Depuis 2005, la restructuration du secteur spatial a conduit le CNES à se rapprocher de la maîtrise d’ouvrage de l’ESA et à lui apporter son soutien. La mise en place d’équipes communes ESA/CNES a été réalisée pour piloter l’industrie.

Les compétences des équipes de la Direction du Transport Spatial du CNES sont mises à profit sur différents plans :

• Technique
• Management de projet
• Contrôle de gestion
• Suivi de contrats
• Assurance qualité et sûreté de fonctionnement

Mais interviennent aussi dans le cadre de la Loi sur les Opérations Spatiales, afin de garantir la sécurité des biens et des personnes.

L’opérateur Arianespace, filiale d’ArianeGroup, assurait la commercialisation d’Ariane 5 et des autres lanceurs auprès des clients, et s’assurait du bon déroulement du contrat. Entre l’arrivée du lanceur sur le site et le lancement, la campagne de lancement (intégration et préparation) durait environ 30 jours ouvrés.

Liens externes

Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :

• AOS sur le site de la NASA
• AOS-PMM sur le site eoportal de l’ESA
• Site de la JAXA
• Site de l’ASC
• Site du DLR
• Pôle de données et services Data Terra

Contexte

Le programme AOS vise à caractériser de la manière la plus complète possible l’atmosphère terrestre en créant un observatoire spatial embarquant des instruments de natures très différentes (radars, lidars, polarimètres, radiomètres micro-ondes et infrarouges).

Les questions scientifiques majeures sous-jacentes concernent trois grands thèmes : les nuages, la convection et les précipitations, les aérosols. Plus exactement, AOS vise à fournir des observations complémentaires et inédites de l’atmosphère, par des instruments actifs et passifs, afin de permettre l’amélioration des modèles météorologiques, de la qualité de l’air mais aussi de réduire les incertitudes des projections climatiques.

Le programme AOS s’inscrit dans la continuité d’autres programmes internationaux similaires comme A-Train (un groupe coordonné de plusieurs satellites d’observation de la Terre qui se suivent de près sur la même trajectoire orbitale, permettant des observations quasi simultanées, à partir d’une grande variété d’instruments utilisés de manière synergique) et GPM (dont l’objectif était de mesurer les précipitations depuis l’espace).

Le CNES avait déjà contribué à ces deux programmes en participant aux missions CALIPSO (pour A-Train) et Megha-Tropiques (pour GPM), mission pour laquelle le CNES avait notamment développé le radiomètre SAPHIR (dont sont issus les radiomètres de C²OMODO, développés pour AOS).

AOS se déroule dans le cadre d’une coopération très large entre le CNES,la NASA, les agences spatiales canadienne (CSA), japonaise (JAXA), italienne (ASI) et et allemande (DLR).

En particulier, AOS est l'occasion pour le CNES de relancer la coopération avec l'Agence Spatiale Japonaise dans le domaine spécifique de l'observation de la Terre.

L’importance des données fournies par les satellites pour les prévisions météorologiques et les études climatiques n’est plus à démontrer. Cependant, malgré les avancées qu’a permis la science spatiale dans ce domaine depuis la dernière décennie, les modèles utilisés par les communautés scientifiques comportent encore des incertitudes pénalisantes, du fait de la compréhension limitée de certains phénomènes de physique atmosphérique. C’est le cas notamment des interactions entre aérosols et nuages – ce qui induit une forte incertitude sur l’impact de ces aérosols sur le réchauffement climatique – mais également sur la formation et le développement des systèmes convectifs profonds (orages).

Les systèmes convectifs dits « profonds » ont un rôle central dans le cycle de l’eau et le cycle de l’énergie du système terrestre. Ils sont, par exemple, la cause d’importants échanges de masses d’air, d’aérosols et d’eau entre les basses et les plus hautes couches de l’atmosphère. Ils ont également un impact sur la circulation des masses d’air à l’échelle du globe. Cependant, ils sont encore mal caractérisés et donc mal représentés par les modèles météorologiques ou les modèles de circulation atmosphérique actuels. En particulier, ces modèles parviennent mal à reproduire leur vitesse verticale, ce qui traduit un manque dans la compréhension de leur propriétés (taille horizontale, intensité, durée, taux de croissance).

Le projet C²OMODO vise à rendre possible l’observation de ces propriétés par un tandem de radiomètres micro-ondes. Pour la première fois, les systèmes convectifs seront observés par deux instruments similaires, à quelques minutes d’intervalle, ce qui permettra d’en estimer notamment leur vitesse verticale.

Le principe de la mesure instrumentale

Les instruments C²OMODO sont des radiomètres, c’est-à-dire des appareils qui vont capter et mesurer l’intensité d’ondes électromagnétiques situées dans le domaine micro-onde (ici à trois fréquences particulières : 89 GHz, 183 GHz et 325 GHz).

Ces appareils sont passifs, c’est-à-dire qu’ils n’émettent pas d’ondes, mais ils mesurent le rayonnement électromagnétique émis par la Terre et l’atmosphère. Ces signaux sont atténués par tous les hydrométéores de l'atmosphère, c'est-à-dire tous les différentes formes d’eau présentes dans l’atmosphère (sous forme de vapeur, de gouttelettes d’eau liquide ou de (micro)cristaux de glace, de neige ou de grêle…).
Plus il y a d’hydrométéores dans l’atmosphère, plus l’atténuation des signaux reçus est grande.

Un seul instrument C²OMODO sera capable de caractériser le contenu en hydrométéores des différentes tranches d’altitudes de l’atmosphère.

Mais l’utilisation de 2 instruments, à quelques minutes d’intervalle, permet en plus d’observer le mouvement de ces hydrométéores, et en particulier leur mouvement vertical, ce qui permet de mieux comprendre la convection de l’atmosphère, c’est-à-dire les mouvements d’air montants et descendants, causés par les différences de température entre l’air au sol chaud et l’air à haute altitude froid (ces mouvements de convection sont principalement compris entre 5 et 20 km d’altitude).

Déroulé du projet

Le programme AOS est composé d’une première composante, appelée AOS-Storm, qui sera placée en 2030 sur une orbite inclinée et d’une seconde dont les satellites placés sur orbite polaire seront lancés à partir de 2031.

La composante AOS-Storm utilisera 2 satellites :

• un satellite japonais qui abrite un radar à précipitation japonais permettant de réaliser la mission PMM, ainsi qu’un radiomètre du CNES contribuant à la mission C²OMODO (Convective Core Observations through MicrOwave Derivatives in the trOpics) - la contribution française au programme AOS.
• un satellite américain baptisé C²OMODO-Sat embarquant le second radiomètre du CNES, permettant de former un tandem nécessaire à la réalisation de la mission C²OMODO.

Ces satellites seront lancés conjointement, sur la même orbite, et se suivront à quelques minutes d’intervalle, ce qui permettra aux instruments C²OMODO de mesurer successivement le contenu atmosphérique en hydrométéores et d’en déduire les mouvements verticaux de ces hydrométéores entre deux instants de mesure rapprochés. Ces mesures permettront ainsi de mieux caractériser et comprendre les phénomènes convectifs atmosphériques et la formation des orages notamment.

D’autres mesures suborbitales (prises par avion ou sur des ballons) viendront calibrer, valider et compléter les mesures orbitales.

Organisation

Segment sol

Les trois agences impliquées sur AOS-Storm participent au segment sol du programme C²OMODO : la NASA, le CNES et la JAXA.

La NASA et la JAXA disposent de leur propre Centre de Mission, où sont opérées les chaînes de traitement C²OMODO livrées par le CNES qui traitent les données issues des radiomètres des satellites C²OMODO-Sat et PMM respectivement. Les données issues de ces chaînes sont ensuite transférées au Pôle de données et de services AERIS en France, qui assure la fonction de Centre de Mission Scientifique pour les missions spatiales du CNES, et qui est (entre autres) chargé de combiner les données issues des deux instruments C²OMODO pour créer les données tandem de la mission, qui sont mises à disposition des utilisateurs via des portails de distribution et peuvent être utilisées à des fins scientifiques.

Le satellite

L'observatoire des rayonnements X de l'ESA est unique. C'est le plus gros satellite scientifique jamais construit en Europe. Ses miroirs sont parmi les plus puissants jamais développés dans le monde, et ses caméras les plus sensibles à ce jour en rayons X.

La longueur totale d'XMM-Newton est de 10 mètres, et lorsque ses panneaux solaires sont déployés, le satellite a une envergure de 16 mètres. Le maître d'œuvre, Dornier Satellitensysteme (Friedrichshafen, Allemagne - partie de DaimlerChrysler Aerospace) a dirigé un consortium industriel impliquant 46 entreprises de 14 pays Européens et 1 des Etats Unis. Media Lario, Côme, Italie, a développé les modules miroirs à rayons X. 

Bien que la mission nominale devait durer deux ans, XMM-Newton a été conçu et construit pour fonctionner dix ans. Plus de 25 ans après son lancement, XMM-Newton fonctionne toujours parfaitement.

XMM-Newton est un vaisseau stabilisé trois-axes avec une précision de pointage d'une seconde d'arc. Sa masse au lancement était de 3,8 tonnes. Le satellite est composé des éléments suivants : un module de service portant les 3 Modules Miroir à rayons X, les systèmes de propulsion et systèmes électriques, le long tube du télescope et le plan focal comportant les instruments scientifiques.

Les instruments

Le plan focal comportant les instruments scientifiques suivants :

• Trois caméras EPIC (European Photon Imaging Camera) produits par un consortium composé de dix Instituts de quatre nations : le Royaume Uni, l'Italie, la France et l'Allemagne. Le Principal Investigateur d'EPIC est le Prof. Martin Turner du Groupe Astronomie rayons X de l'Université de Leicester, Royaume Uni. Une des caméras utilise un nouveau type de CCD (PN) développé par le Max Planck Institute of extraterrestrial Physics à Garching, Allemagne.
• Deux spectromètres RGS (Reflection Grating Spectrometer). Son Principal Investigateur est Jelle Kaastra de la division High-Energy Astronomy du SRON, à Utrecht, Hollande avec comme co-Investigateur Steven Kahn de l'Université de Columbia, à New York USA
• Un moniteur optique OM (Optical Monitor) co-aligné avec le télescope principal à rayons X. Il donne à la mission XMM-Newton une capacité multi-longueurs d'ondes. Le Mullard Space Science Laboratory (MSSL) du Royaume Uni a fourni ce télescope Richtey-Chretien d'ouverture 30 cm (avec une gamme spectrale de 170 - 600 nanomètre). Le Principal Investigateur d'OM est le Prof. Keith Mason.
• Un détecteur de particules ERMS (EPIC Radiation Monitor System), développé par le Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CESR) à Toulouse, France. Son rôle est de mesurer les niveaux de radiation dans la ceinture de radiation de la Terre ainsi que durant les tempêtes solaires, radiations qui peuvent perturber les détecteurs sensibles CCD des principaux instruments scientifiques.

Segment sol

XMM- Newton est contrôlé par l'ESOC (European Space Operations Centre, Darmstadt, Allemagne) et utilise les stations sol de Perth (Australie), Kourou (Guyane française) et Santiago (Chili). Le Centre d'Opérations Scientifique d'XMM-Newton situé à VILSPA près de Villafranca, Espagne, gère les requêtes d'observation et reçoit les données d'XMM-Newton. 

Le Centre de Surveillance Scientifique (Survey Science Centre : SSC) d'XMM-Newton, à l'Université de Leicester, Royaume Uni, traite, archive et corrèle toutes les observations d'XMM-Newton avec les données célestes existantes stockées ailleurs dans le monde.

Résultats clés

Voici quelques résultats récents du télescope spatial XMM-Newton.

Le mécanisme à l’origine des aurores en rayons X sur Jupiter dévoilé

La planète Jupiter est celle qui, dans notre Système solaire, possède les aurores les plus grandes et les plus intenses. Mais elles sont aussi très différentes des aurores polaires qui apparaissent aussi autour des pôles d’autres planètes. Contrairement à celles de la Terre, les aurores de Jupiter n’apparaissent pas systématiquement au pôle Nord et au pôle Sud en même temps. Et contrairement aux aurores sur Saturne, celles de Jupiter émettent des rayons X.

De plus, sur Terre, les aurores forment un cercle autour du pôle Nord (plus ou moins large en fonction de l’activité solaire) mais n’apparaissent jamais directement au-dessus des pôles. Contrairement aux aurores X de Jupiter qui, elles, peuvent apparaître aux pôles en pulsant régulièrement.
Autant de différences qui poussent, depuis presque un demi-siècle, la communauté astronomique à essayer de décrypter les mécanismes à l’origine des aurores X de la géante gazeuse.

Les indices essentiels sont apparus lors d'une analyse combinée des données du télescope XMM-Newton de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et de la sonde spatiale Juno de l’Agence Spatiale Américaine (NASA). Situé en orbite autour de la Terre, XMM-Newton permet d'observer Jupiter à distance dans les longueurs d'onde des rayons X. Juno est une sonde qui tourne autour de Jupiter et prend des mesures in situ, à l'intérieur de son immense champ magnétique.

Le 16 et 17 juillet 2017, XMM-Newton a détecté sur Jupiter des aurores X pulsantes toutes les 27 minutes. Au même moment, la sonde Juno observait des processus magnétiques se produisant au même rythme dans la magnétosphère jovienne.

La conclusion est que ces aurores boréales X pulsées sont causées par les fluctuations du champ magnétique de Jupiter. L’interaction de la magnétosphère jovienne avec les particules du vent solaire la comprime. Ces compressions accélèrent les ions chargés piégées dans le champ magnétique de Jupiter, ce qui les dirige le long de ses lignes de champ à travers des millions de kilomètres pour finalement s'écraser sur l'atmosphère polaire de la planète et provoquer les aurores à rayons X.

Cette étude ne trace que les grandes lignes des phénomènes qui relient le vent solaire, le champ magnétique de Jupiter, les ions qui y sont piégés et l’atmosphère de la géante gazeuse. D’autres recherches seront nécessaires pour compléter nos connaissances sur Jupiter.

Pour aller plus loin : Z. Yao et al., Revealing the source of Jupiter’s x-ray auroral flares, Science (2021)

Trois étoiles à neutrons défient la plupart des modèles qui tentent de décrire leur état

Les étoiles à neutrons font partie des objets astronomiques les plus denses de l’Univers (de l’ordre de 100 millions de tonnes par centimètre cube). Elles sont issues de la mort explosive de certaines des plus grosses étoiles connues, appelées supernovae. L’explosion finie, il ne reste de l’étoile qu’un astre minuscule, d’environ 10 km de rayon, extrêmement dense et chaud. La matière à l’intérieur d’une étoile à neutrons est si comprimée qu’elle existe dans des états exotiques uniques à ces environnements extrêmes, très difficiles à caractériser.

Pour décrire l’intérieur d’une étoile à neutrons, il est nécessaire de définir ce qu’on appelle son « équation d’état », qui décrit la relation entre pression et densité, et caractérise les propriétés de la matière qui forme les étoiles à neutrons.

Confronter la théorie aux observations

Plusieurs centaines de modèles sont actuellement disponibles pour décrire les différents états de la matière à mesure qu’on s’enfonce à l’intérieur d’une étoile à neutrons. Devant cette profusion, il est nécessaire de disposer de mesures observationnelles qui permettent d’en éliminer une partie et de réduire ce choix.

En analysant les données des télescopes spatiaux à rayons X XMM-Newton de l'ESA et Chandra de la NASA, des scientifiques ont découvert trois étoiles à neutrons 10 à 100 fois plus froides que leurs homologues du même âge.

« Le jeune âge et la faible température de surface de ces trois étoiles à neutrons ne peuvent être expliqués qu’en invoquant un mécanisme de refroidissement rapide. Comme ce refroidissement accéléré n’est compatible qu’avec certaines équations d’état, cela nous permet d’exclure une partie importante des modèles possibles », explique l’astrophysicienne Nanda Rea, dont le groupe de recherche a dirigé l’étude.

L’existence de ces trois exceptions à la règle permet donc de « faire le ménage » dans les modèles disponibles et d’affiner ceux qui résistent encore à ces observations.

Pour aller plus loin : A. Marino et al., Constraints on the dense matter equation of state from young and cold isolated neutron stars, Nature Astronomy (2024)
 

Comment les premiers trous noirs supermassifs se sont-ils formés aussi vite ?

Comment des trous noirs supermassifs, avec des masses comprises entre plusieurs millions et plusieurs milliards de masses solaires, ont-ils pu se former si rapidement (moins d'un milliard d'années) dans l’univers primitif ?

Les télescopes spatiaux à rayons X XMM-Newton de l'ESA et Chandra de la NASA ont observé 21 quasars à un décalage spectral z>6 (dont la distance est si grande qu’on les observe tels qu’ils étaient lorsque l’Univers avait moins d’un milliard d’années).

Quasars et trous noirs

Les quasars sont des noyaux actifs de galaxies, des trous noirs supermassifs qui engloutissent d’immenses quantités de matières et dont le voisinage émet de grandes quantités de rayonnement et de particules.

Contrairement à certaines hypothèses impliquant la fusion successive de petits trous noirs stellaires (phénomène qui prendrait beaucoup trop de temps pour arriver aux masses observées), les données suggèrent que les trous noirs supermassifs au centre de ces quasars pourraient avoir atteint leurs masses gigantesques grâce à une accumulation de matière très rapide et très importante.

Cette étude met en évidence une relation entre l’émission en rayons X et la vitesse des vents de particules éjectés par ces quasars.

Les résultats indiquent une phase de croissance extrêmement rapide, dépassant même une limite physique à l'accrétion de matière appelée limite d'Eddington. C’est pourquoi cette phase est appelée « super-Eddington ».

« Nos travaux suggèrent que les trous noirs supermassifs au centre des premiers quasars formés au cours du premier milliard d'années de vie de l'Univers pourraient en réalité avoir augmenté leur masse très rapidement, défiant les limites de la physique connue », explique Alessia Tortosa, auteure principale de l'étude et chercheuse à l'INAF de Rome.

Pour aller plus loin : A. Tortosa et al., HYPERION. Shedding light on the first luminous quasars: A correlation between UV disc winds and X-ray continuum, Astronomy & Astrophysics (2024)

3^e catalogue XMM-Newton Serendipitous Source (3XMM-DR4)

La publication, en 2013, du catalogue catalogue 3XMM-DR4 du télescope spatial XMM-Newton fournit une librairie sans précédent des sources de rayons X cosmiques pour une exploration de l'Univers extrême. Ce catalogue "XMM-Newton Serendipitous Source" (3XMM-DR4) contient plus d'un demi-million de sources, qui sont toutes fournies avec une meilleure qualité que précédemment. Une amélioration du traitement des données signifie que l'identification des sources est plus fiable et que des objets plus faibles sont détectés.

Le catalogue fournit un ensemble de données exceptionnel pour générer des échantillons larges et bien définis d'objets tels que des galaxies actives (qui dominent les détections dans ce catalogue), des amas de galaxies, des binaires compactes interagissantes et des couronnes stellaires actives. Ce vaste inventaire héberge aussi quelques-uns des phénomènes les plus rares et les plus extrêmes dans l'Univers, comme les événements de perturbation de marées - quand un trou noir avale une autre étoile, produisant une émission gigantesque de rayons X.

Les sources du catalogue 3XMM sont identifiées et isolées des données fortuites enregistrées par les caméras à rayons X EPIC d'XMM-Newton. Dans chacune des 600-700 observations faites chaque année, environ 70 sources supplémentaires sont capturées en plus des objets ciblés qui ne prennent qu'une petite fraction du champ de vue. Couvrant les observations entre février 2000 et décembre 2012, le catalogue contient quelques 531 261 détections de sources de rayons X correspondant à 372 728 sources uniques de rayons X.

Nouvelle version du 3^e catalogue en avril 2015

Une nouvelle version du catalogue XMM-Newton est paru en 2015, il s’agit de la version 3XMM-DR5. Avec 565 962 détections, il s'agissait du plus grand catalogue de sources astronomiques de rayons X existant en 2015. On y trouve aussi bien des objets du système solaire que des trous noirs supermassifs nichés au cœur de galaxies très lointaines. Fruit du travail du consortium européen XMM-SSC (Survey Science Center), auquel participent l'Observatoire de Strasbourg, le Service d'Astrophysique du CEA, et piloté par Natalie Webb de l'IRAP à Toulouse, tous soutenus par le CNES, il constitue une mine d'or pour l'ensemble de la communauté astrophysique internationale.

Les sources X du catalogue XMM-Newton sont des objets tels que des trous noirs supermassifs avalant le gaz et la poussière qui l'entourent au centre des galaxies, des étoiles qui explosent et des étoiles mortes qui se sont effondrées en balles de matière exotique aussi denses que les noyaux atomiques en rotation jusqu'à 1000 fois par seconde. Néanmoins, on pense pouvoir trouver de nouveaux objets exotiques inconnus en se basant sur les résultats des versions précédentes plus petites du catalogue.

Un article scientifique (voir ci-dessous) écrit par le consortium du XMM-Newton Survey Science Centre, a été publié en 2016 dans la revue Astronomy and Astrophysics. Cet article décrit les propriétés du catalogue et de ses produits associés. La publication du catalogue est accompagnée de cet article ainsi que d'une nouvelle version du site internet du XMM-Newton Survey Science Centre (voir ci-dessous).

Pour aller plus loin :

• L'article complet sur le site de l'ESA (en anglais)
• S. R. Rosen et al., The XMM-Newton serendipitous survey. VII. The third XMM-Newton serendipitous source catalogue, Astronomy & Astrophysics (2016)

Notons que depuis cette date et la publication de ces résultats, de nouvelles versions du catalogue ont été régulièrement construites et diffusées, la dernière datant de juillet 2024 (4XMM-DR14 et 4XMM-DR14s). Les différentes versions du catalogue sont répertoriées sur cette page :

Site Internet du XMM-Newton Survey Science Centre

Explosion et naissances d’étoiles en image

La propagation d'une explosion stellaire a pu être capturée dans une image combinant les résultats de deux observatoires spatiaux : Herschel et XMM-Newton. Ces images nous révèlent l'interaction entre les restes de la supernova "W44", située à 10 000 années-lumière, et la matière interstellaire environnante, pouvant conduire à la formation d'une nouvelle génération d'astres.

Le couplage des deux relevés de données, l'un étudiant les émissions dans les rayons X très énergétiques (détecteurs de XMM-Newton), l'autre analysant celles dans l'infrarouge lointain (détecteurs de Herschel), a permis d’une part de cartographier les vestiges de l'explosion stellaire, et d’autre part d'étudier la dynamique qui anime ces restes de matières stellaires, pouvant conduire à la naissance de futures étoiles.

Pour aller plus loin :

• L'article sur le site de l'ESA (en anglais)
• E. Tsiakaliari et al., Supernova Remnants: An Odyssey in Space after Stellar Death, Proceedings of the Conference held 6-11 June 2016, in Chania, Greece

Découverte d’une source de rayons cosmiques basse énergie

Grâce à XMM-Newton, des chercheurs du CNRS et du CEA ont découvert une nouvelle source de rayons cosmiques qui diffèrent des rayons cosmiques connus jusqu'à maintenant. Au voisinage de l'amas des Arches, près du centre de la Voie lactée, ces particules sont accélérées dans l'onde de choc générée par le déplacement à une vitesse d'environ 700 000 km/h de dizaines de milliers de jeunes étoiles. Ces rayons cosmiques produisent alors une émission X caractéristique en interagissant avec les atomes du gaz ambiant.

Il y a cent ans, le physicien autrichien Victor Franz Hess découvrait l'existence d'un rayonnement ionisant d'origine extraterrestre, les "rayons cosmiques". Lorsque certaines étoiles en fin de vie explosent et deviennent des supernovæ, leur matière est éjectée à une vitesse supersonique et génère des ondes de choc qui accélèrent les particules. Certains noyaux atomiques acquérant ainsi une très forte énergie cinétique atteignent la Terre. Il s'agit de rayons cosmiques haute énergie.

Mais les rayons cosmiques dont l'énergie cinétique est inférieure à un demi-milliard d'électronvolts ne sont pas détectés au voisinage de notre planète, car le vent solaire les empêche de pénétrer dans l'héliosphère. On ne sait donc pas grand-chose de la composition chimique des rayons cosmiques basse énergie et de leur flux en dehors du système solaire, mais tout indique qu'ils jouent un rôle important dans la galaxie. Ainsi, en ionisant et en chauffant les nuages interstellaires les plus denses, ils régulent sans doute la formation des étoiles.

De la théorie à l’observation

Les auteurs de l'article ont commencé par étudier de façon théorique l'émission X que devraient générer des rayons cosmiques de basse énergie dans le milieu interstellaire. Puis ils ont recherché la trace de cette émission théorique dans des données en rayons X accumulées par XMM-Newton depuis son lancement en 1999.

En analysant les propriétés de l'émission X du fer interstellaire enregistrée par le satellite, ils ont alors trouvé les signatures d'une forte population d'ions rapides au voisinage de l'amas des Arches, à environ cent années-lumière du centre de la Voie lactée. Les étoiles de cet amas se déplacent de concert à la vitesse d'environ 700 000 km/h.

Les rayons cosmiques sont vraisemblablement produits dans la collision à grande vitesse de l'amas d'étoiles avec un nuage de gaz se trouvant sur leur chemin. Dans cette région particulière, la densité d'énergie des ions accélérés est environ mille fois supérieure à celle des rayons cosmiques au voisinage du système solaire.

"Ces résultats montrent la puissance de la combinaison imagerie-analyse spectrale, et les performances de XMM-Newton. Ils résultent aussi d'un remarquable travail de modélisation et d'analyse scientifique", explique Olivier La Marle, responsable du thème astrophysique au CNES. Le CNES a financé une partie de l'étude et soutient depuis le début le traitement et la mise à disposition des données de XMM-Newton.

Il s'agit de la première découverte d'une source majeure de rayons cosmiques de basse énergie en dehors du système solaire. Cela montre que les ondes de choc des supernovæ ne sont pas les seuls objets à pouvoir accélérer en masse des noyaux atomiques dans la galaxie. Ces résultats devraient permettre d'identifier de nouvelles sources d'ions dans le milieu interstellaire et peut-être de mieux comprendre les effets de ces particules énergétiques sur la formation des étoiles.

Pour aller plus loin : V. Tatischeff, A. Decourchelle, and G. Maurin, Nonthermal X-rays from low-energy cosmic rays: Application to the 6.4 keV line emission from the Arches cluster region, Astronomy & Astrophysics (2012)

Liens externes

Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :

Sites XMM-Newton

• Site XMM-Newton de l’ESA
• Site XMM-Newton de l’ESOC
• Site XMM-Newton de la NASA

Sites des instruments

• EPIC (European Photon Imaging Camera), Allemagne
• RGS (Reflection Grating Spectrometer), USA
• OM (Optica Monitor), Royaume Uni
• Page de description de l’instrument EPIC du site cosmos de l’ESA

Sites des laboratoires français

• Groupe Galaxies, Astrophysique des Hautes Énergies et Cosmologie (GAHEC) de l’IRAP (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, ex-CESR)
• XMM-Newton sur le site du CEA (Commissariat à l’Énergie Atomique) / DAp (Département d’Astrophysique)
• XMM-Newton sur le site de l’Observatoire de Strasbourg

Site de distribution des données

XSA (XMM-Newton Science Archive)

Site Internet du XMM-Newton Survey Science Centre (SSC)

XMM-Newton Survey Science Centre (SSC)

Contexte

Étant donné que l'atmosphère de la Terre bloque tous les rayonnements X, seul un télescope dans l'espace peut détecter et étudier les sources de rayons X célestes. La mission XMM-Newton aide les scientifiques à résoudre un certain nombre de mystères cosmiques, allant des énigmatiques trous noirs, à l'origine de l'Univers lui-même. Le temps d'observation avec XMM-Newton est mis à la disposition de la communauté scientifique.

La grande qualité des miroirs focaux de XMM-Newton ainsi que de l'ensemble des instruments lui permettent d'atteindre les objectifs suivants :

• investigation des spectres des sources de rayons X avec une sensibilité de 10^-15 erg/cm²/s
• réalisation de spectroscopie moyenne résolution avec un pouvoir de résolution entre 100 et 700 pour la bande de longueur d'onde de 5 - 35 Å (350 - 2500 eV)
• imagerie spectroscopique à large bande allant de 100 eV à 15 keV (0,8 - 120 Å)
• couverture simultanée de la bande de longueur d'onde de 1600 à 6000 Å par un moniteur optique co-aligné dédié.

XMM-Newton observe toutes les sortes d’émissions de rayons X avec ses trois instruments : formation stellaire, formation des amas de galaxies, trous noirs supermassifs, étoiles à neutrons, restes de supernovae, sursauts gamma, etc.

Déroulé du projet

Après son lancement par un lanceur Ariane 5 le 10 décembre 1999, XMM-Newton a été placé sur une orbite elliptique de 48 heures autour de la Terre. L'orbite est inclinée à 40° avec une apogée à 114 000 km, et un périgée à l'altitude de 7000 km. Les instruments scientifiques ont été mis en fonction le 4 janvier 2000, et les premières images scientifiques ont été acquises entre le 19 et le 24 janvier 2000. 

Le vaisseau XMM-Newton, avait une durée de vie initiale de deux ans. La mission du télescope spatial a été prolongée plusieurs fois.

Organisation

L'ESA a assuré la maîtrise d'ouvrage de la mission et en particulier de la réalisation du satellite et des opérations associées. Les États membres ont assuré le développement, la fourniture et l'expertise pour le suivi en vol des instruments.

Le CNES a contribué au financement de la mission XMM-Newton via sa contribution au programme obligatoire de l'ESA et directement au titre du programme national en ce qui concerne le financement de la participation française aux instruments EPIC et ERMS ainsi qu'au XMM-Newton Survey Science Centre (SSC).

Le CEA/SAP a développé deux des trois caméras EPIC, dont l'IAS a effectué une partie importante de l'étalonnage, et a également participé au suivi en vol des performances des caméras EPICLe CESR (désormais IRAP) a fourni l'ERMS.

L'Observatoire de Strasbourg, l'IRAP et le CEA/SAP, soutenus par le CNES, apportent une contribution importante au SSC.

XMM-Newton est piloté depuis l'ESOC à Darmstadt. Les données en provenance des instruments sont réceptionnées à l'ESAC à Madrid, avant d'être transmises au SSC pour analyse. Plus de 15 000 observations ont déjà été traitées, la plupart plusieurs fois. Le dernier catalogue de sources X publié (3-XMM) couvre 504 degrés carrés du ciel et recense près de 250 000 sources.

Plus de 2 000 astronomes du monde entier utilisent les données XMM-Newton.

Le satellite

D'une masse de 6,2 tonnes, le télescope spatial Webb est doté d'un miroir primaire de 6,5 mètres de diamètre (contre 2,4 mètres pour Hubble) : il peut collecter une image 9 fois plus rapidement que Hubble.

Webb dispose d'un pare-soleil de la taille d'un court de tennis (de 22 mètres de long sur 11 mètres de large) pour le protéger de notre étoile. Il est composé de cinq couches très fines de matériaux extrêmement réfléchissants, du kapton recouvert d’aluminium. Cette incroyable structure permet de maintenir le miroir du télescope à l’ombre, à des températures avoisinant les -223 °C (50 K). Certains des instruments à bord ont même besoin d’un refroidissement actif pour descendre jusqu’à -266°C (7 K) comme MIRI.

Webb a également réalisé des défis technologiques dont les trois premiers sont :

• 1^er miroir déployable dans l’espace et plus grand télescope dans l’espace
• 1^er spectrographe multi-objets (MOS) dans l’espace grâce à l’instrument NIRSPEC
• 1^er coronographe à masque de phase dans l’espace avec l’instrument MIRI

Il est composé de 4 éléments principaux :

• la plateforme pour le maintien de l'orbite et de l'attitude, la gestion de l'énergie, de la température, et des données et pour assurer les communications internes au à Webb ainsi qu'avec la Terre,
• le bouclier solaire pour protéger Webb de la lumière du Soleil et de sa chaleur,
• le télescope pour recevoir et distribuer la lumière aux différents instruments,
• la "charge utile" nommée ISIM (Integrated Science Instrument Module) où sont intégrés les 4 instruments derrière le miroir primaire.

La plateforme est l'élément central de Webb, elle comprend la structure principale, les panneaux solaires pour générer l'énergie, les propulseurs et les réservoirs à carburant pour contrôler l'orbite et le pointage, les antennes pour recevoir les télécommandes et renvoyer les données techniques et scientifiques, l'électronique et le logiciel de vol pour exécuter toutes les opérations planifiées. De plus, la plateforme inclut un système de refroidissement pour faire fonctionner MIRI à 7 K.

Une partie importante de la gestion de la température est réalisée par l'orientation du bouclier solaire. Il est dirigé face au Soleil, à la Terre et à la Lune, 3 sources de lumière qui peuvent chauffer Webb et perturber la lumière infrarouge collectée par le télescope. 

Le télescope comprend 2 miroirs : le miroir primaire non repliable collecte la lumière céleste avec ses 6,5 m de diamètre. Lancé replié, il est constitué de 18 éléments hexagonaux qui doivent s'imbriquer avec une très grande précision. Le miroir secondaire concentre la lumière du miroir primaire et la distribue aux instruments de l'ISIM.

Les instruments

L'ISIM est composé de 4 instruments principaux :

• MIRI (Mid-InfraRed Instrument) combine une caméra moyen infrarouge (1,4' x 1,9') (MIRIM) et un spectromètre (R~3000) couvrant les longueurs d'ondes 5 - 28 µm.
• NIRCam (Near-InfraRed CAMera) est une caméra proche infrarouge large champs (2,2' x 4,4') couvrant les longueurs d'ondes 0,6 - 5 µm.
• NIRSpec (Near-InfraRed SPECtrograph) est un spectromètre proche infrarouge multi-objet à large champ (3,5' x 3,5') couvrant les longueurs d'ondes 0,6 - 5 µm aux résolutions spectrales de R~100, R~1000 et R~3000.
• NIRISS (Near-InfraRed Imager and Sliteless Spectrograph) est un instrument secondaire associé au système de guidage fin (FGS) mais il est indépendant de celui-ci. Il s’agit d’un spectro-imageur permettant de réaliser des spectres et des images avec la bande spectrale couvrant les longueurs d’ondes 0,6-5 µm.

De plus, le système de guidage fin inclut un filtre imageur proche infrarouge réglable couvrant les longueurs d'ondes de 0,6 à 5 µm.

L’instrument MIRI

L’instrument MIRI est composé de 2 instruments indépendants :

• MIRIM, imageur spectrographe de basse résolution et coronographe
• MRS, spectrographe de moyenne résolution à intégrale de champs

Un miroir d'entrée en face du plan focal du Webb OTE (Optical Telescope Element) dirige le champ de vue MIRI vers l'imageur MIRIM. Un petit miroir de repli adjacent au chemin optique de l'imageur extrait le petit champ de vue du spectromètre (8 x 8 arcsec). Un second miroir de repli dans le chemin optique du spectromètre est utilisé pour sélectionner soit la lumière du télescope, soit celle du système de calibration de MIRI.

Le module imageur MIRIM a un champ de vue combiné pour le mode imageur et le mode coronographe / spectromètre basse résolution. Les masques du coronographe sont fixés sur un bord du champ de l'imageur. La lumière est collimatée et, sur l'image formée par la collimation au niveau de la pupille, une roue porte-filtres porte les filtres de l'imageur, le masque Lyot et les filtres du coronographe, ainsi qu'un prisme double pour la spectroscopie basse résolution à 5-10 µm. Une caméra réalise ensuite une image du champ du spectre sur un seul détecteur de 1k x 1k.

Le module spectromètre moyenne résolution est partagé en un spectromètre courte longueur d'onde (5 à 12 µm) et un spectromètre grande longueur d'onde (12 à 28 µm) chacun couvrant 2 des 4 canaux des longueurs d'ondes séparés par des dichroïques. Chaque canal consiste en une Unité de Champ Intégral dont la sortie est collimatée puis dispersée par un réseau dédié de diffraction de premier ordre. Les spectres des paires d'UCI sont ensuite combinés par deux caméras sur des détecteurs 1k x 1k. L'optique du spectromètre se décompose de façon simple en deux sous-systèmes - une Pré-Optique du Spectromètre qui consiste en un système de dichroïques et de séparateurs d'image avec les miroirs de repli et ré-imageurs, et une Optique Principale du Spectromètre qui consiste en un réseau et le système de caméra pour les deux spectromètres.

L’imageur MIRIM

L'imageur de l’instrument MIRIM est conçu pour travailler à 7 K dans trois modes principaux :

• le mode imageur qui requiert de filtrer la lumière en fonction de la longueur d'onde,
• le mode coronographique qui requiert des masques dans le plan focal et dans le plan de la pupille,
• le mode stéréoscopique qui requiert une fente dans le plan focal et un élément de dispersion.

Ainsi l'imageur est principalement composé des sous-ensembles suivants :

• la structure qui maintien tous les éléments,
• la roue porte-filtres avec les filtres et les masques de la pupille (pour la coronographie), un cryo-mécanisme pour sa rotation et un cliquet pour fixer sa position,
• les masques du plan focal (pour la coronographie),
• 2 miroirs pour la collimation et 3 miroirs pour les objectifs anastigmatiques TMA (Three Mirror Anastigmatic) qui conduisent la lumière sur les détecteurs.

Le mode coronographique utilise un masque Lyot classique fonctionnant à la longueur d'onde de 23 µm et 3 masques 4QPM (Four Quadrant Phases Masks) fonctionnant à 10,6 µm, 11,4 µm et 15,5 µm.

Le champ de vue correspond à approximativement à 2,5 arcmin² sur la voute céleste.

Segment sol

En 2021, le dispositif de sauvegarde de la base de Kourou s’est enrichi d’un équipement de dernière génération avec le radar Amazonie.